Bolometro

Il bolometro è uno strumento di misura realizzato da Langley Samuel Pierpont nel 1881, utilizzato in astrofisica ed astronomia, per misurare la radiazione elettromagnetica totale (comprensiva cioè di tutte le lunghezze d’onda) dell’intensità della radiazione stellare, cioè l’intensità della radiazione su un ampio intervallo di lunghezza d’onda. Abbinando il bolometro ad uno spettrografo, è possibile misurare anche l’intensità di radiazioni di lunghezze d’onda particolari.

L’elemento principale di un bolometro è costituito da una lamina metallica annerita, in grado di assorbire tutto lo spettro elettromagnetico (idealmente un corpo nero) termicamente isolata posta in una camera termostata sulla quale si fa cadere la radiazione che, riscaldando la lamina, ne provoca una variazione della resistenza elettrica; un’opportuna taratura del bolometro permette di risalire dalla variazione di resistenza all’intensità della radiazione.

Ad ogni modo, nella pratica per ridurre gli errori di influenza causati da fattori esterni ambientali, si usano due lamine uguali accostate, molto sottili, che rappresentano i due rami di un ponte di Wheatstone: la radiazione elettromagnetica stellare che passa attraverso il telescopio viene indirizzata su una delle due lamine provocandone così il riscaldamento e di conseguenza la variazione della resistenza del materiale di cui è fatta la lamina, permettendo così di risalire al valore dell’energia raggiante. La seconda lamina ha la funzione di compensare l’influenza della temperatura ambientale sulla misurazione; ciò si può ottenere, nei bolometri più moderni, operando in ambienti climatizzati.

Sensibilità molto alte, tali da permettere di misurare variazioni di temperatura dell’ordine del decimillesimo di grado, si ottengono utilizzando laminette di materiale superconduttore operando in prossimità della temperatura critica di superconduzione.